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Stern gehen, der, wenn er dieselbe Entfernung von unshat, von dem ersten Sterne um 40 Millionen Meilen ab-steht. Einen ähnlichen Kreis wird uns auch jeder andereStern jährlich zu beschreiben scheinen. Wenn man durch ei-nen Stern eine nach beyden Seiten verlängerte Linie denkt,die sich immer um denselben Stern, als um einen festenPunkt so dreht, daß ihr eines Ende immer durch die Erdegeht, also einen Kreis um die Sonne zurücklegt, so wirddas andere Ende offenbar einen ähnlichen Kreis an der Ster-nensphäre beschreiben, und da unser Auge den Stern im-mer in der Richtung dieser Linie sieht, so wird uns auch derStern am Himmel in einem Kreise, fortzurücken scheinen;in einem Kreise, welcher uns unter demselben Winkel erscheint,unter welchem einem Auge in dem Sterne die Erdbahn er-scheinen würde, also desto kleiner, je entfernter der Sternvon uns ist.

Es ist leicht, sich von dieser Veränderung der Lage derSterne Rechenschaft zu geben. Sey AßCD (Fig. 13 ) dieErdbahn, 8 die Sonne, und E ein Stern, nördlich überder Ebene der Erdbahn oder der Ekliptik. Denkt man sicheine Linie EE senkrecht auf die Ebene der Ekliptik, so istEAF die kleinste Breite des Sterns, wenn die Erde in A,und EBF die größte Breite des Sterns, wenn die Erde inB ist, und für jeden anderen Punkt CD der Erdbahn hatdie Breite des Sternes einen Werth, der zwischen jene bey»den äußersten Gränzen fällt. Wenn der Stern wie in A mitder Sonne dieselbe Länge hat, so sagt man, er steht beyder Sonne, oder er ist mit ihr in Conjunction. Wenn seineLänge von jener der Sonne um 180° verschieden ist, wiein B, so steht er der Sonne gegenüber, oder er ist in derOpposition. In der Mitte zwischen diesen beyden Punktenist C der Ort der ersten, und O der letzten Ouadratur,und in beyden ist der Unterschied der Länge des Sterns